Comment débuter - Astrosurf
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Radio Astronomie Amateur
comment débuter
Jean Marie Polard
[F5VLB - 2016]
Ver 0.1a
Remerciements à Jean Pierre Palancade F1OI et Jean Louis Rault F6AGR pour leur lecture
du document et leurs précieux conseils et corrections.
F5VLB – 2016 Radio Astronomie Amateur … comment débuter
Table des matières
Au commencement...............................................................................................................................................5
Les débuts, en bref......................................................................................................................................5
Pourquoi ce syllabus ?.................................................................................................................................5
Mes débuts .................................................................................................................................................6
Sources de Radio Émission...............................................................................................................................8
Le matériel.............................................................................................................................................................8
L'antenne..........................................................................................................................................................8
Sa taille, sa forme........................................................................................................................................8
Le gain.......................................................................................................................................................13
L'angle d'ouverture à -3dB (HPBW)...........................................................................................................13
La source....................................................................................................................................................14
La motorisation..........................................................................................................................................14
Sa position......................................................................................................................................................17
Un interféromètre..........................................................................................................................................19
Le LNA-LNB..........................................................................................................................................................20
LNA................................................................................................................................................................. 20
LNB-LNC..........................................................................................................................................................21
De quoi se compose un LNB/LNC ?............................................................................................................22
Un LNBF.....................................................................................................................................................23
Quel LNB choisir ?......................................................................................................................................25
La détection.........................................................................................................................................................31
Le satfinder.....................................................................................................................................................31
La sonde RF.....................................................................................................................................................35
La digitalisation....................................................................................................................................................38
L'interface Jim Sky..........................................................................................................................................38
Le module Arduino.........................................................................................................................................39
RAL10-kit........................................................................................................................................................41
L'enregistrement.................................................................................................................................................42
2
Radio Sky Pipe.................................................................................................................................................42
Les logiciels de prévision et d'analyse..................................................................................................................43
Le logiciel source planner...............................................................................................................................43
Le logiciel EME planner...................................................................................................................................44
Il donne la température du ciel de fond.........................................................................................................45
Radio Eye........................................................................................................................................................47
Radio Jupiter...................................................................................................................................................47
L'horloge sidérale gratuite de Jim Sky.............................................................................................................48
La mise à l'heure de notre PC.........................................................................................................................49
Sensibilité du système....................................................................................................................................50
Le dépouillement.................................................................................................................................................51
La vérification de l'angle d'ouverture........................................................................................................54
Calcul de la température de brillance à la fréquence de mesure..............................................................56
Vérification de la position du LNB et de l'alignement de l'antenne...........................................................56
Projets de radio-télescopes.................................................................................................................................57
Le Soleil...........................................................................................................................................................57
La Lune...........................................................................................................................................................58
Jupiter.............................................................................................................................................................59
Les autres planètes.........................................................................................................................................62
Les météores..................................................................................................................................................62
La voie lactée et la raie H²..............................................................................................................................66
Les radio-sources puissantes..........................................................................................................................67
Les HEP (high energy pulses)..........................................................................................................................68
Les pulsars......................................................................................................................................................68
Les VLF............................................................................................................................................................68
Une réalisation parmi d'autres............................................................................................................................70
Schéma de principe........................................................................................................................................70
Achat du matériel...........................................................................................................................................70
Le LNBF......................................................................................................................................................70
3
L'amplificateur...........................................................................................................................................70
Le sat finder...............................................................................................................................................70
L'alimentation............................................................................................................................................70
Le convertisseur analogique digital...........................................................................................................71
Le logiciel de traçage et d'enregistrement.................................................................................................71
Les raccordements..........................................................................................................................................72
Premiers essais..........................................................................................................................................72
Quelques liens pour continuer............................................................................................................................72
4
Au commencement...
Les débuts, en bref
Karl Jansky découvre en 1933 un signal radio avec une période de 23 heures 56 minutes, soit un jour sidéral, la
période caractéristique du passage des étoiles fixes. C'est le premier signal radio d'origine extra-terrestre
capté sur Terre. En 1937, Grote Reber, n'ayant pas réussi à se faire engager dans l'équipe de Jansky, construit
un radiotélescope à ses propres frais pour explorer l'espace dans le domaine radio, en amateur.
Après la Seconde Guerre mondiale, les recherches commencent sur une plus grande échelle avec du matériel
militaire recyclé (radars). En France, à partir de 1947 Yves Rocard avec deux antennes d´origine allemande de
7,5 m de diamètre crée un service d´observation dirigé par Jean-François Denisse. En 1952 il obtient les
moyens pour construire un plus grand observatoire la Station de radioastronomie de Nancay (Cher) avec 32
radiotélescopes alignés, inaugurée en 1956.
Le 25 mars 1951, Harold Ewen et Edward Purcell détectent la raie 21 cm de l'hydrogène neutre dans la Voie
lactée avec une antenne cornet.
En 1963, Arno Allan Penzias et Robert Woodrow Wilson découvrent le rayonnement fossile du Big Bang prévu
par George Gamow en essayant d'éliminer un bruit de fond dans leur équipement de transmission.
En 1965 le fond diffus cosmologique est découvert ; Georges Lemaître l'avait prédit dans sa théorie de
l'explosion primitive, dans son article (en français) adressé à Sir Eddington, le définit comme l'« éclat disparu
de la formation des mondes », le reliant à la théorie de l'explosion primordiale; ce que Fred Hoyle, partisan de
la théorie "stationnaire", avait caricaturé en désignant par ce vocable du big bang qui est devenu ainsi le
symbole de la théorie de l'expansion de l'univers. La discipline de la radioastronomie prend un essor inégalé
dans l'histoire de l'astronomie.
En 1967, Jocelyn Bell Burnell détecte le premier pulsar, mais c'est son directeur de thèse, Antony Hewish, qui
reçoit en 1974 le prix Nobel de physique pour son apport à la radioastronomie — ce qui déclenche une
controverse.
Source : Article Radioastronomie de Wikipédia en français
Pourquoi ce syllabus ?
Depuis que j'ai commencé à m'intéresser à la radio astronomie beaucoup de progrès ont été réalisés. Au début
la difficulté d'avoir accès à l'information fut un handicap. Actuellement, avec internet et wikipédia, avec les
modules disponibles à faible coût, n'importe qui, avec un peu de dextérité, peut réaliser un radio télescope et
faire de belles expériences. Certes il existe des tas de livres, d'articles, de sources d'information. Ce syllabus
essaie de regrouper tout ce que j'ai pu emmagasiner et vous faire partager un peu de mon expérience.
N'hésitez pas à aller fouiner ailleurs pour le compléter et faire de votre station, une bonne station.
Partagez vous aussi vos connaissances, vos essais, vos réussites et vos échecs. C'est ainsi qu'on progresse.
Bonne lecture ….
5
Mes débuts ...
Ma première station de radio astronomie en … 1971 et l'écoute du soleil et de Jupiter avec un poste de radio
trafiqué. Pas d'ordinateur, d'enregistreur graphique, d'analyse de spectre … juste les oreilles et les yeux.
En 1985 avec les premiers PC, mais avec des modules
'bricolés' avec des tuners de télévision. Autant dire
qu'on recevait plus de bruit que de signal, mais je me
contentais de suivre le soleil.
6
Les années 2000 et l'utilisation de la carte son comme interface entre la radio et le PC. Écoute des échos de
météores. Des heures passées à fixer l'analyseur de spectre et à analyser les résultats. Avec la fin des TV
analogiques, l'écoute des météores est devenue plus difficile jusqu'à la découverte du radar de Graves
expliqué plus loin.
2014 ….
7
la parabole de 155cm qui va être doublée par une autre de 2,4m de chez RF-Hamdesign.
Sources de Radio Émission
• Corps noir (thermique)
• Sources Continuum (non-thermique)
• Sources de raies spectrales
Le matériel
L'antenne
L'élément clef en RA est bien sûr l'antenne. Tout comme en optique, elle va être utilisée pour capter les rayon -
nements. Donc sa taille, sa forme et sa position vont être déterminants pour réaliser de bonnes observations.
Sa taille, sa forme
Une antenne peut être réalisée soit avec un fil de cuivre tendu entre deux perches, une ou plusieurs
antennes yagi (râteau), une parabole (offset ou prime focus), un cornet ...
Ce qui va déterminer le type d'antenne que vous allez utiliser c'est la fréquence de l'onde radio ou du
rayonnement sur lequel vous allez travailler.
8
Si vous travaillez entre 14 et 100MHz une antenne dipôle suffira. Tendre deux fils de cuivre entre deux perches
ou deux points fixes et le tour est joué. Du fil de 1,5² ou 2,5² recouvert de plastic. Attache au point de fixation
par du fil nylon de 1m de long par exemple, ne pas attacher les isolateurs directement au point d'accroche.
Entre 18 et 24MHz, vous pourrez détecter les signaux émis par Jupiter. Voir plus bas.
Si vous travaillez au dessus de 100MHz, pour écouter le soleil, les pulsars, les météores, une antenne yagi est
conseillée.
Ce genre d'antenne se trouve dans
le commerce, en récupération ou peut se construire pour les plus adroits. Il faut la choisir en fonction de la
fréquence que vous allez travailler. On peut monter plusieurs yagis l'une à côté de l'autre, l'une sur l'autre,
éloignée les unes des autres (interféromètre).
Au dessus de 900MHz, la parabole s'impose. Alors soit vous optez pour une petite parabole de type offset
(identique à celle utilisée en télévision par satellite) achetée dans le commerce ou récupérée chez vous ou
dans une déchetterie (on en trouve de belles dans les déchetteries, avec leur LNB et parfois la motorisation).
Soit vous prendrez une prime focus pour les plus grands diamètres.
Mais une chose est évidente au plus grand sera le diamètre au plus de signal vous pourrez capter. Ceci dit,
avec une parabole offset de 60cm il y a déjà moyen de faire du beau travail, sur le soleil notamment.
Si vous avez parabole offset, il va falloir éventuellement retrouver le point focal où installer le LNB. Jean Louis
Rault F6AGR a mis en ligne une feuille de calcul qui pourra vous aider. Voir sur ce lien calculs de F6AGR
9
Et un exemple de calcul.
Caractérisation d'une source de parabole offset
Cette feuille de calcul permet, à partir de quelques mesures effectuées sur une parabole
de récupération de caractéristiques inconnues, de déterminer la position de la source, son
orientation, et d'estimer le gain de l'ensemble.
Ces résultats sont théoriques, et les valeurs données sont à affiner avec des mesures
menées en terrain dégagé à l'aide, par exemple, d'une balise émettrice fixe.
1. Mesurer la hauteur, la largeur et la profondeur maximale de la parabole
et renseigner toutes les cases en bleu-vert
Hauteur D = 1328 mm
Largeur l = 1143 mm
Profondeur C = 152,4 mm
2. Tous les résultats de calcul apparaissent en bleu
2.1 La parabole présente les caractéristiques suivantes:
Distance focale f = 461,1 mm
f/D équivalent = 0,55
2.2 La source doit être positionnée comme suit:
d1 = 1137,6 mm
d2 = 461,5 mm
102.3 Pour illuminer correctement le réflecteur, la source doit posséder les caractéristiques
suivantes:
Largeur lobe source = 97,7 ° à -10 dB
Inclinaison source = 52,1 ° par rapport à l'horizontale
2.4 Calage en élévation
L'antenne vise l'horizon lorsqu'elle est inclinée en avant d'un angle de 30,6 ° par rapport
à la verticale.
Pour obtenir cet angle de 30,6 °, on peut utiliser un fil à plomb accroché au bord
supérieur de la parabole.
Il suffit d'incliner la parabole vers l'avant
jusqu'à ce que le plomb se trouve à 676,1 mm
du bord inférieur du réflecteur
2.5 Performances d
A la fréquence de 1,535 GHz, le gain théorique est proche de 23,4 dB, si l'on
considère qu'on a 65 % de rendement.
L'ouverture du lobe de rayonnement principal est environ égal à 11,1 ° à - 3dB.
2.5 Antenne hélice utilisée comme source
C'est une antenne hélice de 3,25 spires qui est la mieux adaptée
à cette parabole.
Vous pouvez adresser vos remarques, questions et critiques par courriel à f6agr@w anadoo.fr
Bibliographie:
Physique et Théorie du Radar de J. DARRICAU
Articles de F4BAY dans bulletins Hyper
Simulations NEC de G6LVB sur antennes hélice
Reference Data for Radio Engineers (ITT)
© F6AGR Jean Louis Rault
11Une feuille similaire existe pour les antenne en prime focus. Réalisée par F1UCG elle est téléchargeable ici
feuille de calcul
12Nous allons voir ce qui peut être calculé sur une parabole en prime focus (foyer primaire)
Le gain
La formule utilisée est :
où :
k = rendement du système d'illumination (source), en moyenne 0,55
D : diamètre du réflecteur parabolique
l : longueur d'onde d'utilisation
D et l sont exprimés dans la même unité
Une parabole de 155 cm aura un gain théorique de 33,3 dBi @ 4,0 GHz (λ = 7,5cm)
voir feuille de calcul page précédente
L'angle d'ouverture à -3dB (HPBW)
Calcul de l’ouverture du lobe de réception à mi-puissance (HPBW) avec la formule théorique du pouvoir sépa-
rateur: (critère de Rayleigh). La formule utilisée est :
Θ = 57,3 λ/D avec 180/pi=57,3
θ = angle d'ouverture (lobe) en degrés
λ = longueur d'onde en cm
D = diamètre en cm
exemple : une parabole de 155cm @ 4GHz (λ = 7,5cm) aura une ouverture de 2,77° et à 10GHz de 1,11°
je reviendrai la dessus plus tard...
13La source
(1)
Optimisation de l'éclairement, le rapport f/D
L'élément rayonnant de la source doit être placé au foyer de la parabole, là où toute
l'énergie est concentrée. Pour éclairer totalement le réflecteur, il faut que le dia-
mètre de celui-ci corresponde au lobe de rayonnement de l'antenne-source. Le rap -
port distance focale/Diamètre (f/D) est un paramètre essentiel du réflecteur parabo-
lique. On le choisit entre 0,4 et 0,8. Un rapport f/D trop faible donne une antenne
très compacte et nécessitant une source avec un angle d'ouverture très grand. A
l'opposé un rapport f/d élevé donne une antenne plus encombrante utilisant une
source plus directive.
Sur la figure, la source S a un angle d'ouverture à -10dB (trait rouge) qui corres-
pond à l'angle 2F sous lequel le réflecteur parabolique P est vu depuis le foyer. En
magenta est représenté l'angle d'ouverture à -3dB. La partie du lobe de rayonnement coloré en bleu-cyan
passe à côté du réflecteur.
Exemples :
Soient deux paraboles de 60 et 100 cm de diamètre. Compte tenu de leur rapport f/D, il faudra à l'une une
source dont l'angle d'ouverture sera de 50 degrés tandis que l'autre nécessitera 80 degrés. Des cornets circu -
laires bien taillés peuvent convenir.
D f f/D q
60 40 0,66 50°
100 40 0,4 80°
(1) source http://f5zv.pagesperso-orange.fr/RADIO/RM/RM09/RM09i03B.html
La motorisation
C'est un point très délicat … car la précision est de rigueur. Personnellement je préfère une monture en méri-
dienne et réaliser des transit. Motoriser une grande parabole demande de la technique. Mais voyons plutôt de
quoi il retourne.
Pour une antenne de type offset jetez un œil sur le lien ci dessous (1) qui explique le positionnement d'une an-
tenne sur la ceinture de Clarke où sont positionnés les satellites de télévision. Pour pouvoir régler en hauteur,
il faudra ajouter un vérin.
14(1)
lien d'information http://gguenin.free.fr/prati/motorise.htm si ce lien se brise, cherchez sur Google
'motorisation antenne offset'
Pour une prime focus, on va utiliser soit un moteur azimut/élévation (cher) ou deux vérins (un pour azimut et
un pour élévation).
Exemple de moteur deux axes pour piloter une antenne
parabolique prime focus. Ce matériel peut être piloté via
une interface via un PC. Comptez quand même de 750 à
1000 euros. Jean Louis Rault F6AGR et responsable Radio
Astronomie à la Société Astronomique de France apporte le
commentaire suivant : « Ils sont très fiables (j'en ai sur mon
toit depuis plus de 15 ans pour le trafic par sats) mais pas du
tout adaptés pour les paraboles à cause de leur jeu
mécanique.
Pour des antennes à grand gain comme les paraboles, mieux
vaut par exemple des SPID (voir sur ce lien) »
http://www.rfhamdesign.com/products/spid-hr-antenna-
rotators/bigrashr/index.php)
Les SPID sont en effet supérieurs, mais le prix également.
Chacun fera avec ses moyens.
15Avec deux vérins le principe est le suivant :
On va remplacer les deux systèmes à vis par
deux vérins commandés séparément.
On trouve des vérins sur internet et il suffit
de prévoir une alimentation de 36V en
continu, quelques boutons poussoirs et … un
système qui vous donnera les angles en
azimut et en élévation.
Il existe un petit module trois axes à deux
francs six sous pour mettre sur un Arduino
ou un Raspberry. Le HMC5883L
Un lien pour le mettre en œuvre se trouve ici
(1)
pour faire les connections sur un module
identique et ici (2) pour sa mise en œuvre
(1)
http://blog.bitify.co.uk/2013/11/interfacing-
raspberry-pi-and-mpu-6050.html
(2)
http://blog.bitify.co.uk/2013/11/connecting-and-
calibrating-hmc5883l.html
Ainsi vous pourrez à tout moment connaître
la position de votre antenne et déterminer
où elle pointe sur le ciel.
Raccordement du module au Raspberry.
16Sa position
Pour débuter, je conseille de positionner l'antenne face au sud. En effet, un astre culmine quand il passe au
méridien. Son ascension droite (sa hauteur sur l'horizon) est maximale et facilement calculable.
Pour calculer l'élévation de l'antenne il faut connaître la latitude du lieu, et appliquer la formule :
élévation = 90 – latitude du lieu + déclinaison de l'astre
exemple : si la lune culmine à -15° quand elle passe au méridien (angle horaire 00h00) et vous êtes à
48°N de latitude nord, cela donne
90 – 48 + (-15) = 27° d'élévation de l'antenne par rapport à l'horizon
le logiciel gratuit « stellarium » vous donne automatiquement l’azimut et la hauteur dans l'exemple 180° d’azi -
mut (le sud) et 26°12'59,9''. Mais il est bon de savoir comment la calculer.
SUD
17Durée du transit
La durée du transit est déterminé par l'ascension droite de l'objet et du temps sidéral local. Quand la valeur du
temps sidéral local est égal à l’ascension droite de l'objet il 'transite'.
La durée va donc dépendre du HPBW (vu ci-dessus) et la déclinaison de l'astre suivant la formule :
t = 4 / cos (déclinaison) * HPWB
t est le temps en minutes et HPBW est l'angle d'ouverture à mi puissance de l'antenne.
Inversement, si on mesure le temps du transit d'un astre, on va pouvoir déterminer le HPBW ….
L'antenne doit être fermement fixée sur un potelet lui même dans un massif en béton, ou un support stable.
On n'imagine pas un télescope qui tremble, il en est de même pour une antenne. La motorisation est un luxe,
mais pas négligeable une fois qu'on maîtrise bien le système. Elle va permettre un suivi de la source et des
mesures différentes d'un simple transit.
18Un interféromètre
La description d'un interféromètre sort du cadre de ce document. Je vous suggère de visiter le site :
http://cavaroz.sciences.free.fr/OlympiadesPhysique/olyphy94.htm
Un interféromètre fait intervenir deux ou plusieurs antennes. Les signaux sont mélangés et in fine produisent
des franges au lieu d'une courbe comme nous la connaissons. Ce système présente des avantages lorsque l'on
veut avoir de la précision dans le positionnement des sources radio.
19Le LNA-LNB
Au point focal de la parabole, on va y placer l'antenne proprement dite, ou plutôt un LNA ou un LNB
LNA
Low Noise Amplifier (amplificateur à faible bruit)
L'amplificateur à faible bruit (LNA) est un type spécial d'amplificateur électronique ou d'amplificateur utilisé
dans les systèmes de communication pour amplifier des signaux très faibles capturés par une antenne. Il est
souvent situé très près de l'antenne. Si le LNA est situé à proximité de l'antenne, les pertes dans la ligne d'ali -
mentation deviennent moins critiques. Il constitue un élément clef, car il est placé en tête d'un récepteur ra -
dio. Et dans un tel système, on démontre que le facteur de bruit (les parasites internes à la chaîne de récep -
tion pour le dire crûment) est déterminé par la tête du système. Grâce à l'utilisation d'un LNA, le bruit de l'en -
semble des étages suivants est réduit du fait du gain du LNA et en plus, le bruit du LNA est injecté directement
dans le signal reçu. Ainsi, il est nécessaire qu'un LNA augmente la puissance du signal utile tout en ajoutant
aussi peu de bruit et de distorsion possible, afin que l'extraction de ce signal soit possible dans les étapes ulté -
rieures du système.
Un LNA … simplement un ampli ? Non pas que
Un lien bien documenté sur l'influence du bruit du LNA dans la chaîne de réception http://f6bva.pagesperso-
orange.fr/bases%20techniques/F5NB/Bruit_V6.pdf
20LNB-LNC
Low Noise Block down-converter (module convertisseur à faible bruit)
un LNC
Le bloc convertisseur à faible bruit (LNB, pour le bloc à faible bruit, ou parfois LNC, pour convertisseur à faible
bruit) est utilisé dans la réception de la télévision par satellite . Ces satellites utilisent des fréquences radio re -
lativement élevées pour transmettre leurs signaux (*). Comme les signaux micro-ondes des satellites ne passent
pas facilement à travers les murs, les toits et les fenêtres en verre, les antennes satellites sont montées à l'ex -
térieur, et le signal doit être transmis à l'intérieur par des câbles. Lorsque des signaux radio sont transmis par
des câbles, plus la fréquence est élevée et au plus les pertes se produisent dans le câble par unité de longueur.
Les signaux utilisés pour le satellite sont sur une fréquence élevée (de l'ordre du gigahertz) et donc on doit
employer des câbles spéciaux (coûteux) pour minimiser les pertes en ligne.
Le travail du LNB est d'utiliser le principe du superhétérodyne et de prendre un large bloc (ou bande) de fré-
quences relativement élevées, de les amplifier et de les convertir en signaux similaires mais sur une fréquence
beaucoup plus faible (appelée fréquence intermédiaire ou IF). Ces basses fréquences passent par un câble
avec beaucoup moins d'atténuation du signal. Il est donc beaucoup plus facile et moins coûteux de concevoir
des circuits électroniques pour fonctionner à ces fréquences plus basses (plutôt que les très hautes fréquences
de transmission par satellite).
(*)
les principales fréquences satellites
Les têtes bande C de 3,5 à 4,2 GHz
Les têtes bande Ku 11,75 à 12,25 GHz intégrée
Les têtes 2,3 à 2,7 Ghz (parties de bande L et S)
21Un LNB comme un autre ….
De quoi se compose un LNB/LNC ?
La source, c'est la petite pinoche qui se
trouve dans le guide d'onde et qui capte le
signal au foyer de l'antenne
22Le signal reçu par la source va être amplifié par le RF AMP ( amplificateur radio fréquence) avant d'être envoyé
dans le bloc (BPF) qui est un filtre passe-bande. C'est un filtre qui ne laisse passer qu’une bande ou intervalle
de fréquences compris entre une fréquence de coupure basse et une fréquence de coupure haute du filtre. Un
peu comme si en optique on plaçait un filtre pour observer la raie α du soleil. En sortie on est toujours dans
les fréquences hautes (en GHz) du récepteur. Il va falloir l'abaisser pour rendre cela plus facilement
transportable.
Le MIX (mixer = mélangeur) va réaliser le travail en soustrayant de la fréquence haute une fréquence générée
par un LO (oscillateur local) plus basse de façon telle que la fréquence résultante soit plus basse.
Un exemple : si mon oscillateur local génère du 9,75GHz et que la fréquence du signal est de 10GHz la
résultante sera 10,7-9,75=0,95GHz soit 950MHz
Retenez bien ceci car cela va nous servir quand on parlera des dongles rtl-sdr.
Une fois le signal mélangé on va de nouveau le filtrer (LPF – low pass filter, filtre passe bas qui ne laisse passer
que les signaux de la basse fréquence intermédiaire générée par la soustraction) avant de l'amplifier (IF amp –
amplificateur de fréquence intermédiaire) pour l'envoyer dans le câble.
Le LNB est alimenté par le câble coaxial qui sert aussi à descendre le signal vers la détection (ou le récepteur
TV Sat).
On peut de plus commuter deux bandes de hautes fréquences en injectant un signal de 22KHz pour activer des
interrupteurs électroniques internes. Mais cela sera pour plus tard.
Un LNBF
Le LNB seul n'est pas utile sans le cornet (feedhorn) qui va envoyer les signaux reçus sur la petite pinoche.
Donc un LNB équipé de son petit cornet devient un LNBF.
Coupe d'un 'petit' cornet
23coupe d'un LNB et de son cornet
24Cette pub est gratuite ! Mais j'utilise ce LNBF particulier (en attendant qu'un meilleur vienne le remplacer).
Vendu 11$ sur EBAY, on ne peut s'en passer …
Que dit la pub ?
C'est un LNBF mono bande pour la bande KU – bande divisée en deux segments, le segment bas de 10,7 à 11,7
et le segment haut de 11,7 à 12,75 GHz.
Output frequency : c'est la fréquence du signal qui sort. Il se calcule en soustrayant la fréquence du LO. FREQ
(fréquence de l'oscillateur local) repris en dessous de OUTPUT FREQ de la fréquence d'entrée. Comme on a
deux segments on aura deux LO différentes, une pour le bas (9,75GHz) une pour le haut (10,7GHz).
Exemple : (je répète le raisonnement ci dessus mais c'est important)
dans le segment bas : si on 'écoute' sur 11GHz (fréquence d'entrée) on fait 11,0 – 9,750=1,250 donc on
a en sortie un signal sur 1,25 GHz
dans le segment haut : si on 'écoute' sur 12,5GHz (fréquence d'entrée) on fait 12,5 – 10,7=1,80 donc
on a en sortie un signal sur 1,8 GHz
Noise figure : c'est le niveau de bruit généré par le LNBF (il sort du cadre de ce document d'expliquer le niveau
de bruit intrinsèque au LNBF, mais on l'utilisera pour les calculs)
La partie low noise "faible bruit" signifie que des techniques électroniques spéciales sont utilisées afin que le
signal ait le moins de bruit (signaux indésirables) sur la sortie. D'une manière générale, plus la fréquence à la -
quelle un composant électronique doit opérer est élevée, plus il est essentiel que le bruit soit contrôlé. Si les
techniques à faible bruit n'étaient pas utilisées, le son et l'image de la télévision par satellite seraient de très
faible qualité.
Pour en savoir plus sur ce LNBF voici trois liens intéressants et de haut niveau de F1CHF François
Photos de l'Intérieur du PLL-LNB et mesures
Specification du PLL-LNB Avenger
Data sheet du transistor NE3503M04
et aussi le lien de Michel HB9AFO http://www.hb9afo.ch/articles/pll-lnb/10ghz_pll-lnb.htm
Quel LNB choisir ?
En fonction de ce que vous avez comme parabole et de ce que vous voulez écouter, l'un ou l'autre LNB va être
choisi.
Voici ce que l'on peut trouver pour pas cher sur internet :
25Un LNBF à 4GHz
Fréquence d'entrée 3.4 - 4.2GHz
Fréquence de sortie 950 - 1750MHz
Oscillateur L.O. 5150MHz
Figure de bruit 17°K (typique – cela veut dire qu'on en trouve de 20°K à 35°K)
Gain 65dB
note : la relation qui lie la température de bruit exprimée en dB ou en °K est la suivante (avec la Tref étant à
20°C de 290°K)
26Convertisseur MMDS 2,2 à 2,7 GHz
Ce module permet de descendre la fréquence reçue vers une fréquence plus basse. L'avantage ? Utilisation de
câbles à faible perte à des fréquences plus basses et possibilités de réaliser certaines manipulations.
Exemple :
Une émission à 2330 MHz est reçue sur 2330-1998 = 332 MHz.
2100-2300 Mhz, 2200-2400 MHz, 2300-2500 MHz,
Fréquence d'entrée
2500 à 2700 MHz
Facteur de bruit en fonction du gain de conversion 2.5dB @ 24dB , 1.8dB @ 32dB , 1.4dB @ 36dB
1838,1998,,2030,2033,2278,
L.o. Fréquence
2065 MHz
L.o. Stabilité ≤±30khz
Température de fonctionnement -40 Centigrade à + 70 centigrades
Type d'entrée Bt280: antenne intégrée dipôle
27Un LNB pour la bande 2,3 – 2,7GHz
Fréquence d'entrée 2.3 to 2.7GHz, 2.2 to 2.7Ghz,2.3 to 2.9GHz, 2.5 to 2.9GHz
Fréquence du L.O. 3650,3750,3850,3950MHz
Fréquence de sortie 950 to 1350 MHz, 1050 to 1550 MHz,1050 to 1650 MHz
Stabilité du L.O. ±1.5MHz(-40°Cto+70/25°C)
Facteur de bruit 0.4dB
Gain 55dB
pour le retrouver entrez S-LNB Bowei sur Google
La 'source' est une bi-quad pour le 2,4GHz dont voici les cotes
28voir les liens ci joint pour plus d'infos : http://www.ko4bb.com/ham_radio/2.4GHz_Stuff/ et aussi
http://martybugs.net/wireless/biquad/
S band 3620mhz lnbf pour SES-7 indovision (Malaysie)
pour le trouver entrez sur Google ce qui est souligné ci-dessus
29Fréquence d'entrée 2520 ~ 2670 MHz
Fréquence de sortie 950 ~ 1100 MHz
Gain 48 dB (Min.) 58 dB (Max.)
Erreur sur une bande de 27MHz ±0.75 dB / 27 MHz
Température de bruit 36 °K (Max.)
Réjection Image 25 dB
A ce niveau je vais vous donner un lien pour calculer la température de bruit et le facteur de bruit.
Source : http://www.rfcafe.com/references/calculators/noise-figure-temperature-calculator.htm
Donc le LNBF ci dessus avec une T° de bruit de 36°K se situe à 0,5 dB de bruit
Pour rappel, au plus le niveau de bruit est faible au meilleur sera le signaL Ceci dit, les données des construc -
teurs sont souvent surfaites !
Lors de vos recherches pour un LNB ou LNBF exotique, cherchez sur le net, c'est une source inépuisable.
30Ensuite on envoie le signal sur un dongle et vers le PC de mesure.
En réalisant un suivi automatique du soleil, du matin au soir, sur deux ou trois mois, on va pouvoir mettre en
évidence la rotation du soleil et trouver des événements périodiques en relation avec cette rotation (*). Si dans
le même temps une observation optique du soleil est réalisée, une corrélation avec les taches solaires pourra
être recherchée. Et puis le soleil est l'étoile la plus proche de nous ! Donc avant d'aller les chercher au loin,
pourquoi pas se faire la main avec notre voisine ?
(*)
En fonction de la fréquence utilisée on va mesurer la composante du soleil calme, la composante
légèrement variable et la composante du soleil actif. On en reparle plus loin.
La détection
On a donc notre signal transporté par un câble qui arrive dans la station d'observation. Il va falloir en extraire
un maximum d'informations. Il va falloir faire la détection.
J'ai retenu deux solutions faciles à mettre en œuvre.
Le satfinder
Le moyen le plus simple et le plus économique est le sat finder, le chercheur de satellites. C'est un module
électronique vendu une 15€ en grande surface.
On l'insère entre le LNB et le récepteur satellite pour mesurer la puissance su signal reçu par l'antenne et ainsi
voir si elle est bien orientée. Il est alimenté par le câble d'antenne et donc on va devoir faire une petite
manipulation pour remplacer le récepteur TV Sat. On va utiliser un injecteur de signal. C'est un petit module
qu'on alimente en tension et qui va alimenter le LNB et le sat finder par le câble coaxial.
Sur la photo ci-dessous on peut voir un injecteur de tension et son connecteur d'alimentation.
Le schéma de l'injecteur RF+DC va au
LNB, DC est l'entrée en tension
d'alimentation et RF only est la sortie
vers le récepteur.
31Le principe est d'envoyer une tension positive à l'entrée DC via la petite self. Le
condensateur va bloquer cette tension positive (et donc ne va pas fusiller les
étages d'entrée du récepteur) mais comme rien ne s'oppose à son passage (à
gauche) il va remonter jusqu'au LNB. Inversement le signal radio (RF) lui va
être bloqué par la self et passer au travers du condensateur pour aller au
récepteur.
Donc tout cela monté on va l'essayer. Vous pointez votre antenne vers le sol, disons qu'il est à 20°C donc en
valeur absolue à 295°K. Cela correspond déjà à un signal radio intéressant, car tout corps émet des ondes radio
en fonction de sa température, c'est le rayonnement thermique.
Vous réglez le petit bouton du sat finder pour avoir une lecture de quelques unités. Puis vous dirigez l'antenne
vers le soleil. J'ai expliqué ci-dessus comment pointer les antennes.
Et là si vous avez le soleil au point focal, vous devez avoir une lecture sur le sat finder qui bute à droite. Vous
avez fait votre première expérience en radio-astronomie.
Maintenant si l'antenne est fixée, tournez la vers la droite, l’aiguille va redescendre. Attendez que le soleil
revienne au foyer et surveillez l'aiguille.
Vous me direz, que c'est la chaleur du soleil qui fait varier l'aiguille en chauffant le LNB. Ce n'est pas faux mais
pas pour cette raison. En effet, si le ciel est couvert vous pourrez aussi faire cette expérience. Donc là le LNB
n'a pas chauffé !
On peut aussi utiliser le signal du satfinder pour ensuite le transformer et l'envoyer vers un logiciel.
En effet si l'aiguille du galvanomètre du satfinder donne une bonne indication sur la puissance du signal reçu
par l'antenne, pouvoir enregistrer ce signal est un plus.
32Voici un schéma typique de satfinder :
Sans entrer dans les détails, à droite, après la résistance de 5k on a la sortie vers l'appareil de mesure. On va
donc prendre le signal (analogique) avant la résistance pour l'envoyer vers un convertisseur digital. Les logiciels
n'aiment que les signaux digitaux. Il est à signaler que le gain très important de l’AOP qui suit la détection est
difficile à régler entraînant non seulement des instabilités mais aussi ne permet pas de reproductibilité dans
les résultats
Pour les plus avancés, voici un autre schéma de satfinder
33Les modifications (citation du travail des élèves de 1èreS du Lycée La Bourdonnais à l’île Maurice: Nicholas
Motta, Arjuna Tatayah et Shane Seetul)
Voir aussi le lien du site 'Lucie' ici
1) Se débarrasser du démodulateur
Il est facilement compréhensible que l’unique rôle du démodulateur est d’alimenter le satfinder et le LNB via le
coaxial ; or si on veut faire de la radioastronomie mobile il faut se débarrasser de lui. Ainsi la première
modification consiste à alimenter le satfinder qui fonctionne entre 13V et 18V.
34Pour cela on travaille sur la prise F «TO REC». On soude un fil rouge sur la broche centrale et un fil noir sur la
masse adjacente ; qui correspondent aux bornes d’entrée. On fait sortir ces 2 fils par un petit trou au bord du
boîtier. Pour l’alimentation on choisit un transformateur 15V.
Afin de s’assurer que cette modification est bien faite, on connecte les 2 fils, on tourne le réglage du gain et
l’aiguille par jusqu’au bout. On peut laisser la canal box tranquille maintenant !
2) De la précision
Cette deuxième modification consiste à obtenir des valeurs plus précises que celles obtenues sur le vumètre.
Pour cela il faut prélever une tension aux bornes d’un composant du satfinder, le PCS10 comportant 4 canaux
on peut même en prélever 4. Néanmoins on décide d’utiliser 2 composants : le buzzer et le galvanomètre.
Ainsi on retire le buzzer les bornes positives et négatives sont indiquées, quant au galvanomètre on utilise un
multimètre pour retrouver la polarité des bornes. On finit par faire 2 petits trous dans le boîtier pour sortir les
4 fils électriques qui iront dans les canaux de l’enregistreur.
Fin de citation
Pour les modifications du sat-finder, je vous renvoie sur le site de Nierveze F1GQB lequel explique photos à
l'appui, sa modification d'un Satfinder.
http://www.radio-astronomie.com/rasimple.htm
A ce stade, vous avez un système qui fonctionne.
La sonde RF
Vue générale d'un module de détection des ondes radio. Sa taille 30x25mm max.
Il existe sur internet pas mal de constructeurs de petits modules pas chers et qui font un travail remarquable.
J'ai opté pour un détecteur à 20€ réalisé par un radio amateur (SV1AFN). Le principe est d'entrer le signal radio
d'un côté et de sortir une tension proportionnelle à la puissance du signal de l'autre côté.
35Basé sur le circuit AD8313ARM d'Analog Devices, ce module est une tête de mesure de la puissance RF
complète pour un système à 50Ω travaillant de 100 à 2500MHz. Le connecteur RF SMA est terminé par une
résistance de 53.6 - 0.1% Ohms (R3) pour être adapté à la résistance d'entrée de 50Ω de l'AD8313.
Il consomme 12mA sous 12V et possède deux régulateur de tensions internes.
Pour les mesures à faible bruit, un régulateur de tension à très faible bruit de 3,3V est utilisé. Le TPS79333 est
fabriqué par Texas Instrument et est optimisé pour les circuits RF. C'est lui qui alimente l'AD8313. Son entrée
est connectée au rail 5V du régulateur de tension LM78L05 monté sur la carte.
La sortie de l'AD8313 est acheminée vers le connecteur de sortie, sur la pin 5 pour des valeurs de 18mV/dB
(O3)
Sur ce chemin, deux condensateurs de 100nF et un de 680nF sont mis à la masse et peuvent être modifiés ou
enlevés.
Deux amplis op (LM358) multiplient la tension de sortie de l'AD8313 par 2,77 (50mV/dB) et se retrouve sur la
pin 4 (O2) et par 5,55 (100mV/dB) envoyé sur la pin 3 (O1).
S'il est utilisé, l'ampli-op doit être alimenté par une source de tension plus élevée (disons 12V) afin d'être en
mesure de fournir des tensions plus élevées à des niveaux de RF supérieurs.
Les résistances de gain de l'ampli op sont du type 1206 afin de permettre une meilleur manipulation si elles
devaient être changées.
Le circuit fait 30x45mm avec une bande dorée sur le pourtour afin de pouvoir être soudé dans un boîtier
écran.
La digitalisation va ensuite prendre le relais pour transformer cette tension en un signal digérable par les
logiciels de mesure.
36Evolution de la tension de sortie en fonction de l'amplitude du signal d'entrée pour différentes fréquences.
Les circuits réalisés par Makis sont visibles ici : https://www.sv1afn.com
37La digitalisation
Le module de digitalisation va transformer le signal analogique en provenance du détecteur en un signal digital
qui pourra être exploité par les logiciels.
On a aussi plusieurs solutions.
L'interface Jim Sky
Soit on travaille avec une sortie sérielle du type RS232 ou parallèle (sortie imprimante) ( il y en avait sur tous
les anciens PC) soit via l'USB.
Jim Sky a décrit une petite interface sérielle maison suffisante pour de nombreuses utilisations.
http://www.radiosky.com/dcla2d.html
Cette petite interface est relativement facile à construire. On entre un signal qui varie de 0 à 4V en prove-
nance de l'interface précédente et elle le transforme en bits avant de l'envoyer au port imprimante du PC.
Le logiciel de Jim, qui sera étudié plus loin, va alors enregistrer et afficher la puissance du signal en provenance
de l'antenne.
38Le module Arduino
Une autre solution est d'utiliser un petit module couplé à un arduino ou un raspberry.
L'ADS1015 est convertisseur 12-bits à 4 canaux avec amplificateur programmable du gain. Ref 1083(+/-10€)
Ici aussi on entre le signal du module sonde RF, et via la sortie I²C du module on se connecte à l'Arduino ou le
RPI 2.
Si vous maîtrisez un de ces deux 'ordinateurs' vous saurez comment mettre cela en œuvre. Sinon il existe de
bon sites qui vous guideront pas à pas pour réaliser la partie programmation et affichage du signal. Voici
néanmoins quelques liens utiles.
Guide du convertisseur analogique ADS1015 : Adafruit 4-Channel ADC Breakouts
EXEMPLE DE CODE:
Pour le Raspberry Pi: Adafruit Pi Python library
Pour l' Arduino : ADS1X15 Arduino library repository
J'en signale un parmi d'autres : https://www.hackster.io/mariocannistra/radio-astronomy-with-rtl-sdr-
raspberrypi-and-amazon-aws-iot-45b617
Mario Cannistrà y décrit pas à pas la réalisation d'un système fonctionnel utilisant le RPI 2 en radioastronomie .
39Enfin il existe un système qui réalise tout cela en un seul module le RAL10-kit
40RAL10-kit
Le RAL10kit est un ensemble complet comprenant l'alimentation du LNB, la détection du signal, sa
digitalisation et l'envoi sur un port USB. Un logiciel accompagne ce module et j'ai traduit les manuels en
français. Ils sont téléchargeables ici :
http://www.radioastrolab.com/documentation-for-french-users#contents
Le RAL10kit fait exactement le même travail étudié plus haut. Son avantage principal est d'avoir tout dans un
seul boîtier mais cela a un coût.
41L'enregistrement
Le signal digital arrive enfin dans le PC. Il va falloir maintenant le visualiser et l'enregistrer.
Jim Sky met à disposition une suite de logiciels qui réalisent plusieurs fonctions. Nous allons les passer en re-
vue.
Source : http://www.radiosky.com/softwarehome.html
Radio Sky Pipe
Un logiciel gratuit (avec fonctions limitées) qui s'appelle Radio Sky Pipe. Accouplé au petit module décrit ci-
dessus, ce logiciel va afficher en temps réel
et recueillir des données sur votre PC en utilisant votre carte son ou un simple convertisseur analogique-
numérique.
Stocker les fichiers, les récupérer et les modifier avec des informations d'en-tête fixés dans le fichier lui-
même.
Partager vos données en temps réel avec d'autres sur Internet, même si vous utilisez une connexion
commutée.
- Envoyer des données en direct à plusieurs destinataires.
- Envoyer et recevoir des données simultanément à partir de plusieurs sources.
- Utilisation en mode autonome pour une utilisation locale seulement.
- Avec une fenêtre de discussion qui vous permet de communiquer avec les autres pendant les observations.
- Peut être utilisé pour la radioastronomie, la sismologie, la météo, ou une tâche scientifique ou industrielle, la
surveillance.
- Nouveauté (2013). Connectez-vous directement à vos projets Arduino et représentez graphiquement vos
données !. On en reparle ci dessous
42Vous pouvez aussi lire
